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Observation of Gravitational Waves from the Coalescence of a 2.5-4.5 M⊙2.5\text{-}4.5~M_\odot Compact Object and a Neutron Star

Die LIGO-Virgo-Kagra-Kollaboration berichtete über den Nachweis von Gravitationswellen aus der Verschmelzung eines Neutronensterns und eines kompakten Objekts mit einer Masse zwischen 2,5 und 4,5 Sonnenmassen, was Belege für die Existenz von Objekten in der unteren Massenlücke liefert und darauf hindeutet, dass solche Neutronenstern-Schwarzes-Loch-Verschmelzungen einen signifikanten Teil der Gesamtfusionsrate ausmachen.

Ursprüngliche Autoren: The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, R. Abbott, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, S. Adhicary, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Ad
Veröffentlicht 2026-09-22
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Ursprüngliche Autoren: The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, R. Abbott, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, S. Adhicary, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, D. Agarwal, M. Agathos, M. Aghaei Abchouyeh, O. D. Aguiar, I. Aguilar, L. Aiello, A. Ain, P. Ajith, S. Akçay, T. Akutsu, S. Albanesi, R. A. Alfaidi, A. Al-Jodah, C. Alléné, A. Allocca, S. Al-Shammari, P. A. Altin, S. Alvarez-Lopez, A. Amato, L. Amez-Droz, A. Amorosi, C. Amra, A. Ananyeva, S. B. Anderson, W. G. Anderson, M. Andia, M. Ando, T. Andrade, N. Andres, M. Andrés-Carcasona, T. Andrić, J. Anglin, S. Ansoldi, J. M. Antelis, S. Antier, M. Aoumi, E. Z. Appavuravther, S. Appert, S. K. Apple, K. Arai, A. Araya, M. C. Araya, J. S. Areeda, L. Argianas, N. Aritomi, F. Armato, N. Arnaud, M. Arogeti, S. M. Aronson, K. G. Arun, G. Ashton, Y. Aso, M. Assiduo, S. Assis de Souza Melo, S. M. Aston, P. Astone, F. Attadio, F. Aubin, K. AultONeal, G. Avallone, D. 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Lacaille, P. Lagabbe, D. Laghi, S. Lai, A. H. Laity, M. H. Lakkis, E. Lalande, M. Lalleman, P. C. Lalremruati, M. Landry, P. Landry, B. B. Lane, R. N. Lang, J. Lange, B. Lantz, A. La Rana, I. La Rosa, A. Lartaux-Vollard, P. D. Lasky, J. Lawrence, M. N. Lawrence, M. Laxen, A. Lazzarini, C. Lazzaro, P. Leaci, Y. K. Lecoeuche, H. M. Lee, H. W. Lee, K. Lee, R. -K. Lee, R. Lee, S. Lee, Y. Lee, I. N. Legred, J. Lehmann, L. Lehner, M. Le Jean, A. Lemaître, M. Lenti, M. Leonardi, M. Lequime, N. Leroy, M. Lesovsky, N. Letendre, M. Lethuillier, S. E. Levin, Y. Levin, K. Leyde, A. K. Y. Li, K. L. Li, T. G. F. Li, X. Li, Z. Li, A. Lihos, C-Y. Lin, C. -Y. Lin, E. T. Lin, F. Lin, H. Lin, L. C. -C. Lin, Y. -C. Lin, F. Linde, S. D. Linker, T. B. Littenberg, A. Liu, G. C. Liu, Jian Liu, F. Llamas Villarreal, J. Llobera-Querol, R. K. L. Lo, J. -P. Locquet, L. T. London, A. Longo, D. Lopez, M. Lopez Portilla, M. Lorenzini, A. Lorenzo-Medina, V. Loriette, M. Lormand, G. Losurdo, T. P. Lott, J. D. 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Mavalvala, N. Maxwell, G. McCarrol, R. McCarthy, D. E. McClelland, S. McCormick, L. McCuller, S. McEachin, C. McElhenny, G. I. McGhee, J. McGinn, K. B. M. McGowan, J. McIver, A. McLeod, T. McRae, D. Meacher, Q. Meijer, A. Melatos, S. Mellaerts, A. Menendez-Vazquez, C. S. Menoni, F. Mera, R. A. Mercer, L. Mereni, K. Merfeld, E. L. Merilh, J. R. Mérou, J. D. Merritt, M. Merzougui, C. Messenger, C. Messick, M. Meyer-Conde, F. Meylahn, A. Mhaske, A. Miani, H. Miao, I. Michaloliakos, C. Michel, Y. Michimura, H. Middleton, A. L. Miller, S. Miller, M. Millhouse, E. Milotti, V. Milotti, Y. Minenkov, N. Mio, Ll. M. Mir, L. Mirasola, M. Miravet-Tenés, C. -A. Miritescu, A. K. Mishra, A. Mishra, C. Mishra, T. Mishra, A. L. Mitchell, J. G. Mitchell, S. Mitra, V. P. Mitrofanov, R. Mittleman, O. Miyakawa, S. Miyamoto, S. Miyoki, G. Mo, L. Mobilia, S. R. P. Mohapatra, S. R. Mohite, M. Molina-Ruiz, C. Mondal, M. Mondin, M. Montani, C. J. Moore, D. Moraru, A. More, S. More, G. Moreno, C. Morgan, S. 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Petrillo, H. P. Pfeiffer, H. Pham, K. A. Pham, K. S. Phukon, H. Phurailatpam, M. Piarulli, L. Piccari, O. J. Piccinni, M. Pichot, M. Piendibene, F. Piergiovanni, L. Pierini, G. Pierra, V. Pierro, M. Pietrzak, M. Pillas, F. Pilo, L. Pinard, I. M. Pinto, M. Pinto, B. J. Piotrzkowski, M. Pirello, M. D. Pitkin, A. Placidi, E. Placidi, M. L. Planas, W. Plastino, R. Poggiani, E. Polini, L. Pompili, J. Poon, E. Porcelli, E. K. Porter, C. Posnansky, R. Poulton, J. Powell, M. Pracchia, B. K. Pradhan, T. Pradier, A. K. Prajapati, K. Prasai, R. Prasanna, P. Prasia, G. Pratten, G. Principe, M. Principe, G. A. Prodi, L. Prokhorov, P. Prosposito, A. Puecher, J. Pullin, M. Punturo, P. Puppo, M. Pürrer, H. Qi, J. Qin, G. Quéméner, V. Quetschke, C. Quigley, P. J. Quinonez, F. J. Raab, S. S. Raabith, G. Raaijmakers, S. Raja, C. Rajan, B. Rajbhandari, K. E. Ramirez, F. A. Ramis Vidal, A. Ramos-Buades, D. Rana, S. Ranjan, K. Ransom, P. Rapagnani, B. Ratto, S. Rawat, A. Ray, V. Raymond, M. Razzano, J. 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Sasaoka, A. Sasli, P. Sassi, B. Sassolas, H. Satari, B. S. Sathyaprakash, R. Sato, Y. Sato, O. Sauter, R. L. Savage, T. Sawada, H. L. Sawant, S. Sayah, V. Scacco, D. Schaetzl, M. Scheel, A. Schiebelbein, M. G. Schiworski, P. Schmidt, S. Schmidt, R. Schnabel, M. Schneewind, R. M. S. Schofield, K. Schouteden, B. W. Schulte, B. F. Schutz, E. Schwartz, M. Scialpi, J. Scott, S. M. Scott, T. C. Seetharamu, M. Seglar-Arroyo, Y. Sekiguchi, D. Sellers, A. S. Sengupta, D. Sentenac, E. G. Seo, J. W. Seo, V. Sequino, M. Serra, G. Servignat, A. Sevrin, T. Shaffer, U. S. Shah, M. A. Shaikh, L. Shao, A. K. Sharma, P. Sharma, S. Sharma-Chaudhary, M. R. Shaw, P. Shawhan, N. S. Shcheblanov, E. Sheridan, Y. Shikano, M. Shikauchi, K. Shimode, H. Shinkai, J. Shiota, D. H. Shoemaker, D. M. Shoemaker, R. W. Short, S. ShyamSundar, A. Sider, H. Siegel, M. Sieniawska, D. Sigg, L. Silenzi, M. Simmonds, L. P. Singer, A. Singh, D. Singh, M. K. Singh, S. Singh, A. Singha, A. M. Sintes, V. Sipala, V. Skliris, B. J. J. Slagmolen, T. J. Slaven-Blair, J. Smetana, J. R. Smith, L. Smith, R. J. E. Smith, W. J. Smith, J. Soldateschi, K. Somiya, I. Song, K. Soni, S. Soni, V. Sordini, F. Sorrentino, N. Sorrentino, H. Sotani, R. Soulard, A. Southgate, V. Spagnuolo, A. P. Spencer, M. Spera, P. Spinicelli, J. B. Spoon, C. A. Sprague, A. K. Srivastava, F. Stachurski, D. A. Steer, J. Steinlechner, S. Steinlechner, N. Stergioulas, P. Stevens, S. Stevenson, M. StPierre, G. Stratta, M. D. Strong, A. Strunk, R. Sturani, A. L. Stuver, M. Suchenek, S. Sudhagar, N. Sueltmann, L. Suleiman, K. D. Sullivan, L. Sun, S. Sunil, J. Suresh, P. J. Sutton, T. Suzuki, Y. Suzuki, B. L. Swinkels, A. Syx, M. J. Szczepańczyk, P. Szewczyk, M. Tacca, H. Tagoshi, S. C. Tait, H. Takahashi, R. Takahashi, A. Takamori, T. Takase, K. Takatani, H. Takeda, K. Takeshita, C. Talbot, M. Tamaki, N. Tamanini, D. Tanabe, K. Tanaka, S. J. Tanaka, T. Tanaka, D. Tang, S. Tanioka, D. B. Tanner, L. Tao, R. D. Tapia, E. N. Tapia San Martín, R. Tarafder, C. Taranto, A. Taruya, J. D. Tasson, M. Teloi, R. Tenorio, H. Themann, A. Theodoropoulos, M. P. Thirugnanasambandam, L. M. Thomas, M. Thomas, P. Thomas, J. E. Thompson, S. R. Thondapu, K. A. Thorne, E. Thrane, J. Tissino, A. Tiwari, P. Tiwari, S. Tiwari, V. Tiwari, M. R. Todd, A. M. Toivonen, K. Toland, A. E. Tolley, T. Tomaru, K. Tomita, T. Tomura, H. Tong, C. Tong-Yu, A. Toriyama, N. Toropov, A. Torres-Forné, C. I. Torrie, M. Toscani, I. Tosta e Melo, E. Tournefier, A. Trapananti, F. Travasso, G. Traylor, M. Trevor, M. C. Tringali, A. Tripathee, G. Troian, L. Troiano, A. Trovato, L. Trozzo, R. J. Trudeau, T. T. L. Tsang, S. Tsuchida, L. Tsukada, T. Tsutsui, K. Turbang, M. Turconi, C. Turski, H. Ubach, N. Uchikata, T. Uchiyama, R. P. Udall, T. Uehara, M. Uematsu, K. Ueno, S. Ueno, V. Undheim, T. Ushiba, M. Vacatello, H. Vahlbruch, N. Vaidya, G. Vajente, A. Vajpeyi, G. Valdes, J. Valencia, M. Valentini, S. A. Vallejo-Peña, S. Vallero, V. Valsan, N. van Bakel, M. van Beuzekom, M. van Dael, J. F. J. van den Brand, C. Van Den Broeck, D. C. Vander-Hyde, M. van der Sluys, A. Van de Walle, J. van Dongen, K. Vandra, H. van Haevermaet, J. V. van Heijningen, P. Van Hove, M. VanKeuren, J. Vanosky, M. H. P. M. van Putten, Z. van Ranst, N. van Remortel, M. Vardaro, A. F. Vargas, J. J. Varghese, V. Varma, A. Vecchio, G. Vedovato, J. Veitch, P. J. Veitch, S. Venikoudis, J. Venneberg, P. Verdier, D. Verkindt, B. Verma, P. Verma, Y. Verma, S. M. Vermeulen, F. Vetrano, A. Veutro, A. M. Vibhute, A. Viceré, S. Vidyant, A. D. Viets, A. Vijaykumar, A. Vilkha, V. Villa-Ortega, E. T. Vincent, J. -Y. Vinet, S. Viret, A. Virtuoso, S. Vitale, A. Vives, H. Vocca, D. Voigt, E. R. G. von Reis, J. S. A. von Wrangel, S. P. Vyatchanin, L. E. Wade, M. Wade, K. J. Wagner, A. Wajid, M. Walker, G. S. Wallace, L. Wallace, H. Wang, J. Z. Wang, W. H. Wang, Z. Wang, G. Waratkar, J. Warner, M. Was, T. Washimi, N. Y. Washington, D. Watarai, K. E. Wayt, B. R. Weaver, B. Weaver, C. R. Weaving, S. A. Webster, M. Weinert, A. J. Weinstein, R. Weiss, F. Wellmann, L. Wen, P. Weßels, K. Wette, J. T. Whelan, B. F. Whiting, C. Whittle, J. B. Wildberger, O. S. Wilk, D. Wilken, A. T. Wilkin, D. J. Willadsen, K. Willetts, D. Williams, M. J. Williams, N. S. Williams, J. L. Willis, B. Willke, M. Wils, J. Winterflood, C. C. Wipf, G. Woan, J. Woehler, J. K. Wofford, N. E. Wolfe, H. T. Wong, H. W. Y. Wong, I. C. F. Wong, J. L. Wright, M. Wright, C. Wu, D. S. Wu, H. Wu, E. Wuchner, D. M. Wysocki, V. A. Xu, Y. Xu, N. Yadav, H. Yamamoto, K. Yamamoto, T. S. Yamamoto, T. Yamamoto, S. Yamamura, R. Yamazaki, S. Yan, T. Yan, F. W. Yang, F. Yang, K. Z. Yang, Y. Yang, Z. Yarbrough, H. Yasui, S. -W. Yeh, A. B. Yelikar, X. Yin, J. Yokoyama, T. Yokozawa, J. Yoo, H. Yu, S. Yuan, H. Yuzurihara, A. Zadrożny, M. Zanolin, M. Zeeshan, T. Zelenova, J. -P. Zendri, M. Zeoli, M. Zerrad, M. Zevin, A. C. Zhang, L. Zhang, R. Zhang, T. Zhang, Y. Zhang, C. Zhao, Yue Zhao, Yuhang Zhao, Y. Zheng, H. Zhong, R. Zhou, X. -J. Zhu, Z. -H. Zhu, A. B. Zimmerman, M. E. Zucker, J. Zweizig

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Seit Jahrzehnten kartieren Astronomen das Leben von Sternen und beobachten, wie sie hell leuchten und schließlich unter ihrem eigenen Gewicht kollabieren. Wenn ein massereicher Stern stirbt, hinterlässt er einen dichten Kern. Wenn dieser Kern schwer genug ist, wird er zu einem Schwarzen Loch, einem Objekt, das so dicht ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann. Wenn er leichter ist, wird er zu einem Neutronenstern, einer stadtheiligen Materiesphäre, die so stark komprimiert ist, dass ein einziger Teelöffel davon Milliarden Tonnen wiegen würde. Lange Zeit glaubten Wissenschaftler, es gäbe eine klare Trennung zwischen diesen beiden Familien. Sie dachten, Neutronensterne hätten ein bestimmtes Höchstgewicht und Schwarze Löcher begännen bei einem schwereren Gewicht, wodurch eine Lücke dazwischen entstand, in der keine solchen Objekte existieren konnten. Diese Lücke, die etwa das Drei- bis Fünffache der Masse unserer Sonne umfasst, war ein Mysterium, das unser Verständnis über das Sterben von Sternen definierte.

Im Jahr 2023 begann ein Team von Wissenschaftlern, das ein globales Netzwerk von Gravitationswellendetektoren nutzt, das Universum auf eine neue Weise anzuhören. Diese Detektoren, riesige Instrumente, die gebaut wurden, um Erschütterungen in der Raumzeit zu erfassen, die durch gewaltsame kosmische Ereignisse verursacht werden, fingen schließlich ein Signal auf, das die alten Regeln infrage stellte. Das Signal mit dem Namen GW230529 stammte aus einer Kollision zwischen zwei kompakten Objekten. Eines war ein Neutronenstern und das andere ein mysteriöses Objekt mit einer Masse, die genau in diese verbotene Lücke fiel. Diese Entdeckung legt nahe, dass die Lücke zwischen den schwersten Neutronensternen und den leichtesten Schwarzen Löchern möglicherweise nicht leer ist, sondern stattdin Objekte enthält, die sich in plain sight versteckt haben, obwohl die Region möglicherweise weniger bevölkert ist als die umliegenden Bereiche des Massenspektrums.

Das Ereignis wurde am 29. Mai 2023 vom LIGO Livingston Observatorium in Louisiana detektiert. In diesem Moment waren die anderen Detektoren im Netzwerk entweder offline oder nicht empfindlich genug, um das Signal aufzufangen, was bedeutete, dass die Entdeckung auf den Schultern eines einzelnen Instruments ruhte. Trotz dieser Einschränkung war das Signal klar und stark und erschien als ein deutliches „Chirp“ in den Daten, das in Frequenz und Intensität anstieg, während die beiden Objekte aufeinander zusteuerten. Drei verschiedene Computerprogramme, die darauf ausgelegt sind, das Rauschen des Universums zu durchsieben, um genau diese Muster zu finden, identifizierten dasselbe Ereignis mit hoher Zuversicht. Die Daten zeigten, dass die beiden Objekte in einem engen Tanz gefangen waren und sich immer näher kamen, bis sie zu einem einzigen, massereicheren Objekt verschmolzen.

Als die Forscher die Daten analysierten, um die Masse der beteiligten Objekte zu bestimmen, fanden sie ein Primärobjekt, das zwischen dem 2,5-fachen und dem 4,5-fachen der Masse unserer Sonne wiegt. Das zweite Objekt war leichter und wog zwischen 1,2 und 2,0 Sonnenmassen. Das leichtere Objekt passt perfekt zu dem, was wir über Neutronensterne wissen. Das schwerere Objekt hingegen ist das Rätsel. Es ist zu schwer für einen typischen Neutronenstern, aber zu leicht für ein typisches Schwarzes Loch. Obwohl die Wissenschaftler nicht mit absoluter Gewissheit sagen können, was das schwerere Objekt ist, ist die wahrscheinlichste Erklärung, dass es ein Schwarzes Loch ist, das in der unteren Massenlücke entstanden ist. Dies würde es zum leichtesten bisher beobachteten Schwarzen Loch in einem verschmelzenden Binärsystem machen.

Die Entdeckung ist bedeutend, weil sie unser Verständnis darüber verändert, wie diese Objekte entstehen. Wenn das schwerere Objekt tatsächlich ein Schwarzes Loch ist, deutet dies darauf an, dass der Prozess des Kollapses eines Sterns manchmal Objekte in diesem Zwischengewichtsbereich hervorbringen kann, anstatt direkt zu den schwereren Massen überzugehen, die wir normalerweise sehen. Die Forscher untersuchten auch den Spin der Objekte, der uns verrät, wie schnell sie rotierten. Sie fanden heraus, dass die Spins nicht perfekt mit der Umlaufbahn übereinstimmten, ein Detail, das hilft, die Modelle darüber, wie diese Binärsysteme entstehen, zu verfeinern. Während die Daten die Möglichkeit nicht ausschließen, dass das schwerere Objekt ein ungewöhnlich massereicher Neutronenstern ist, spricht die Balance der Beweise für ein Schwarzes Loch.

Dieses Ereignis hat auch Auswirkungen darauf, was passiert, wenn diese Objekte kollidieren. Wenn ein Neutronenstern auf ein Schwarzes Loch trifft, kann das Schwarze Loch den Neutronenstern manchmal auseinanderreißen, bevor es ihn verschlingt, was einen Lichtblitz und andere Strahlung erzeugt, die von Teleskopen gesehen werden können. Da die beiden Objekte in dieser Kollision Massen hatten, die sich ähnlicher waren als in früheren Beobachtungen, war die Chance auf eine solche Gezeitenzerreißung höher. Das bedeutet, dass zukünftige Kollisionen dieser Art möglicherweise wahrscheinlicher sichtbares Licht erzeugen, was Astronomen die Chance bietet, diese Ereignisse sowohl mit Gravitationswellendetektoren als auch mit herkömmlichen Teleskopen zu untersuchen.

Das Team berechnete, dass Kollisionen wie diese häufig genug vorkommen, um ein gewöhnliches Ereignis im Universum zu sein, nämlich etwa 55 Mal pro Kubik Milliarde Lichtjahre pro Jahr. Diese Rate deutet darauf hin, dass die untere Massenlücke keine seltene Anomalie ist, sondern ein Standardteil der kosmischen Population. Die Entdeckung von GW230529 fügt nicht nur einen weiteren Datenpunkt zu einem Diagramm hinzu; sie drängt zu einem Paradigmenwechsel in Bezug auf spezifische Modellannahmen zur Entstehung dieser Objekte. Sie bestätigt, dass das Universum vielfältiger ist als bisher angenommen, mit Objekten, die in den Zwischenräumen unserer etablierten Kategorien existieren. Während die Detektoren weiter zuhören, werden sie wahrscheinlich mehr dieser Zwischenobjekte finden, die die Lücken unserer kosmischen Landkarte füllen und die wahre Vielfalt des Sterbens von Sternen offenbaren.

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